План урока астрономии на тему: "Основные характеристики звезд. Внутреннее строение звёзд"

Тема урока. Основные характеристики звезд. Внутреннее строение звёзд.

Цель: рассмотреть физические характеристики звезд: видимые и абсолютные звездные величины, температура, светимость, размеры; познакомиться со связью между разными характеристиками звезд; узнать, как определяются массы звезд.

ХОД УРОКА

1. Организационный момент.

1. Мотивация учебной деятельности

2. Изучение нового материала

1. ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ ДО ЗВЕД

Для определения расстояний до звезд астрономы измеряют годичный параллакс, который связан с орбитальным движением Земли вокруг Солнца. Расстояние от Земли до звезды определяется из прямоугольного треугольника CBS:

r = 1a.е./sinp

Годичный параллакс определяет угол, под которым было бы видно со звезды большую полуось земной орбиты в перпендикулярном к лучу зрения направлении.

Расстояние до звезд измеряют в световых годах, но астрономы еще используют единицу парсек (пк), для которой годичный параллакс p = 1" (парсек — сокращение от параллакс-секунда).

1 пк = 3,26 св. года 

1. ВИДИМЫЕ ЗВЕЗДНЫЕ ВЕЛИЧИНЫ

Греческий астроном Гиппарх в II ст. до н.э. разделил все звезды по яркости на 6 классов — 6 звездных величин.Самые яркие звезды были названы звездами 1-й звездной величины, а самые слабые, которые едва видно на небе, — 6-й 

Английский астроном Норман Погсон дополнил определение звездной величины еще одним условием: звезды 1-й звездной величины должны быть в 100 раз ярче звезд 6-й величины.

Обозначают видимую звездную величину буквой m. Для звездных величин m₁, m₂ будет справедливо такое отношение их яркостей E₁ и E₂: 

1. АБСОЛЮТНЫЕ ЗВЕЗДНЫЕ ВЕЛИЧИНЫ И

СВЕТИМОСТЬ ЗВЕЗДЫ

Звездную величину, которую имела бы звезда на стандартном расстоянии 10 пк, называют абсолютной звездной величиной.. Солнце на расстоянии 10 пк имело бы вид достаточно слабой звезды пятой звездной величины, то есть абсолютная звездная величина Солнца М = +5^m.

Светимость звезды определяет количество энергии, которую излучает звезда за единицу времени, то есть мощность излучения звезды. За единицу светимости в астрономии принимают мощность излучения Солнца 4•10²⁶Вт.

1. СПЕКТРЫ ЗВЕЗД

Распределение цветов в спектре =К О Ж З Г С Ф = запомнить можно например по тексту: Как однажды Жак Звонарь городской сломал фонарь.

Исаак Ньютон (1643-1727) в 1665г разложил свет в спектр   объяснил его природу.

Уильям Волластон в 1802г наблюдал темные линии в солнечном спектре, а в 1814г их независимо обнаружил и подробно описал Йозеф фон ФРАУНГОФЕР (1787-1826, Германия) (они называются линиями Фраунгофера) 754 линии в солнечном спектре. В 1814г он создал прибор для наблюдения спектров - спектроскоп.

В 1859г Г. КИРХГОФ, работая вместе с Р. БУНЗЕН с 1854г, открыли спектральный анализ, назвав спектр непрерывным, и сформулировали законы спектрального анализа, что послужило основой возникновения астрофизики:

1. Нагретое твердое тело дает непрерывный спектр.

2. Раскаленный газ дает эмиссионный спектр.

3. Газ, помещенный перед более горячим источником, дает темные линии поглощения.

У. ХЕГГИНС, первым применив спектрограф, начал спектроскопию звезд. В 1863г показал, что спектры Солнца и звезд имеют много общего и что их наблюдаемое излучение испускается горячим веществом и проходит через вышележащие слои более холодных поглощающих газов.

Спектры звезд – это их паспорт с описанием всех звездных закономерностей. По спектру звезды можно узнать ее светимость, расстояние до звезды, температуру, размер, химический состав ее атмосферы, скорость вращения вокруг оси, особенности движения вокруг общего центра тяжести.

Все звезды имеют почти одинаковый химический состав, потому что основные химические элементы во Вселенной — водород и гелий. 

1. ЦВЕТ И ТЕМПЕРАТУРА ЗВЕЗД

Самый простой метод измерения температуры звезд заключается в определении ее цвета.

На графике представлена интенсивность излучения космических тел с разной температурой

СПЕКТРАЛЬНЫЕ КЛАССЫ

По температуре звезды разделили на 7 спектральных классов, которые обозначили буквами латинской азбуки: О, B, A, F, G, K, M.

Порядок спектров можно запомнить по терминологии: = Один бритый англичанин финики жевал как морковь.

1. РАДИУСЫ ЗВЕЗД

Радиус звезды можно определить, измеряя ее светимость и температуру поверхности. Для определения радиуса звезды астрономы используют закон Стефана—Больцмана:

Q = σ T⁴

где Q — энергия, которую излучает единица поверхности звезды за единицу времени; σ — постоянная Стефана—Больцмана; Т — абсолютная температура поверхности звезды.

Мощность, которую излучает звезда с радиусом R, определяется общей площадью ее поверхности, то есть:

Е = 4πR²·Q = 4πR²·σ·T⁴

1. Закрепление нового материала

Ответы учащихся на вопросы заданий

Используя таблицу самых ярких звезд, выберите звезду и ответьте на следующие вопросы:

1. Название звезды

2. К какому созвездию относится данная звезда?

3. Видимая звездная величина

4. Расстояние до звезды в парсеках и св. годах

5. Во сколько раз светимость больше светимости Солнца?

6. Чему равна энергия Е, излучаемая звездой ежесекундно?

7. К какому спектральному классу относится ваша звезда?

8. К какому типу звезд по своим размерам относится данная звезда (карлик, нормальная звезда, гигант, сверхгигант)?

9. Определите радиус выбранной вами звезды, если радиус Солнца равен ≈ 7·10⁵ км.
   
   

1. Итог урока

2. Домашнее задание: § 22, 23